Correlación entre la variabilidad en la banda VLF en Francisco Morazán y la actividad solar

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rEvista CiEnCias EspaCialEs, volumEn 6, númEro 1 primavEra, 2013
Correlación entre la variabilidad en la
banda VLF en Francisco Morazán y
la actividad solar
Adán Artola, Edward Milla, Paolo Estrada
Resumen
En este artículo se analiza la correlación entre las fulguraciones solares y las Per-
turbaciones Súbitas en la Ionosfera terrestre (SID) registradas utilizando la va-
riabilidad en la intensidad de las ondas de radio de Muy Baja Frecuencia (VLF)
reflejadas y refractadas en la capa D de la ionosfera y monitoreadas en Francisco
Morazán en el mes de febrero de 2014.
Para este fin se construyeron dos sistemas de monitoreo con configuraciones dis-
tintas las cuales aseguren una mejor calidad en el registro de los datos. El primer
sistema utiliza el monitor VLF desarrollado por la Asociación de Radioastronomía
del Reino Unido (UKRAA), que trabaja con un ancho de banda de 12 a 35kHz, con
una salida en de 0-5 volts que representa las variaciones en la frecuencia de 24
kHz transmitida por NAA en Cutler, Maine. El otro sistema aprovecha las ventajas
de la Radio Definida a través de Software (SDR), el cual sin la necesidad de contar
con la electrónica compleja de un receptor como el UKRAA, puede interpretar los
cambios de energía detectados por la antena utilizando una tarjeta de sonido como
conversor analógico digital para el registro de la señal transmitida a 40kHz por la
NAU en Aguada Puerto Rico. Este equipo y una ubicación fuera de Tegucigalpa
libre de interferencia, hicieron posible el registro de fulguraciones solares utilizando
a la ionosfera.
Palabras Clave: VLF, Radio Definida a través de Software, Perturbaciones Súbitas
en la Ionósfera SID.
Abstract
In this document, we will discuss the correlation between solar flares and Sudden
Ionospheric Disturbances (SID), which were measure using the variability in the
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intensity of radio waves in the band of Very Low Frequency (VLF) reflected and
refracted in the D layer of the ionosphere and monitored outside of Tegucigalpa, in
February of 2014.
With this in mind we build two distinct configurations which allow us to ensure quality
in the data recollection phase. The first system is a UKRAA VLF receiver (United
Kingdom Radioastronomy Association) with a bandwidth of 12 to 35 kHz and an
output in volts that represent the oscillations in the frequency of 24 kHz NAA Cutler
Maine. The last system takes advantage of Software Defined Radio (SDR) concepts
which, without complex electronic hardware, analyze the VLF Signals using a mo-
dern sound card with an analog to digital converter for the data reception in 40.8
kHz transmitted by the NAU in Aguada Puerto Rico. This equipment and a facility
in the suburbs of Tegucigalpa make possible the detection of solar flares using de
ionosphere.
Keywords: VLF, Software defined radio SDR, Sudden Ionospheric Disturbance SID

Adán Artola, ([email protected]) Edward Milla, ([email protected]) Paolo
Estrada ([email protected]) Facultad de Ciencias Espaciales / Departamen-
to de Astronomía y Astrofísica Universidad Nacional Autónoma de Honduras (FACES /
OACS - UNAH) Teléfono: 2239-4948
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Introducción
Desde sus inicios el OACS/UNAH contó con un telescopio óptico LX-200
de 16 pulgadas, que ha permitido realizar campañas de observación para el entre-
namiento de los astrónomos de la Maestría en Astronomía y Astrofísica, con lo que
se han logrado buenos resultados observacionales. Sin embargo, el observatorio
está limitado a observaciones en el espectro visible y considerando que cielo de
Tegucigalpa permanece nublado en buena parte del año, se ha pensado en apro-
vechar la parte no visible del espectro (radio) para aumentar la cantidad de obser-
vaciones, ya que estas depende muy poco de las condiciones climáticas.
Por tanto, este proyecto surge como una de las iniciativas del Departamen-
to de Astronomía y Astrofísica de comenzar estudios en el área de radioastronomía,
comenzando con equipo probado por organizaciones internacionales en el área de
radioastronomía para el estudio Perturbaciones Súbitas en la Ionosfera (SID).
Es conocido que la capa D de la Ionosfera es creada a través de la inte-
racción entre flujos de energía en forma de Rayos X y Ultravioleta provenientes del
Sol y elementos neutros como el Oxígeno y el Nitrógeno que se encuentran en la
atmósfera de la Tierra, el flujo solar causa fotoionización o perdida electrones en
los elementos neutros, provocando un aumento en la estructura electrónica de la
capa D y haciendo que esta se pueda utilizar como guía para las ondas de radio. El
aumento en la concentración de electrones en la capa D interactúa con las ondas
de radio transmitidas desde tierra refractándolas de manera discreta hasta causar
el reflejo de las mismas, permitiendo la comunicación a través de las bandas de Ra-
dio de Muy Baja (VLF) y Baja frecuencia (LF). Los cambios electrónicos anteriores
también pueden originarse por Perturbaciones Súbitas en la Ionósfera (SID), que
son cambios en la estructura electrónica de la ionosfera causados por aumentos
en la actividad solar o tormentas solares, que pueden provocar desde aumentos e
interrupciones y hasta pérdidas completas de comunicación durante horas.
Las observaciones en la capa D de la ionosfera son escasas debido a que
los satélites monitorean la atmósfera en altitudes superiores y los balones meteoro-
lógicos a alturas menores. Sin embargo las características principales de esta capa
pueden ser estudias a través de las variaciones en la banda VLF de radio.
Para poder registrar estas perturbaciones en la Ionósfera (SID) se utilizan
receptores de frecuencias de radio de VLF y LF, estas bandas presentan pérdidas
mínimas de potencia según su distancia recorrida las cuales pertenecen al orden
de 2 a 3 decibelios dB cada 1,000km, gracias a esta característica es posible reci-
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bir señales de transmisores que se encuentran a miles de kilómetros de distancia,
que operan a estas frecuencias de manera permanente, permitiendo un registro
constante en tiempo de las variaciones de la señal de un porcentaje del globo y
atmósfera terrestre.
Las fulguraciones solares son explosiones que ocurren en la superficie
solar debido a la liberación de energía de los campos magnéticos solares gene-
ralmente sobre manchas solares. Las fulguraciones solares se clasifican según el
brillo de estas en Rayos X subdividiéndolas según su intensidad como se logra
observar en la Tabla 1. Las fulguraciones menos energéticas son de tipo B y C, las
de tipo medio se les clasifica M y las más energéticas son de tipo X.

Tabla 1. Clasificación de las Fulguraciones Solares según la NOAA
Los observatorios dedicados a las mediciones de la fluctuación energética
solar son los Satélites Geoestacionarios Operacionales Ambientales (GOES como
se conocerá desde ahora), el Satélite de Dinámica Solar (SDO como se conocerá
desde ahora) que registran el flujo de Rayos–X (Longitudes de onda larga de 0.1 -
0.8 nanómetros, tomadas por el GOES 15) y Ultravioleta (Longitud de onda de 13.1
nanómetros tomada Ensamblador de Imágenes Atmosféricas (AIA) instrumento del
SDO) en ese orden. También existen otros observatorios que monitorean las varia-
ciones VLF en diferentes partes del mundo, siendo los principales y que se utiliza-
ran en este estudio los monitores de la Universidad de Stanford de ellos el monitor
UTP 0389 ubicado en Pereira, capital del departamento de Risaralda en Colombia,
coordenadas (4.79°N, 75.69° O) y SMVA 0309 ubicado en el condado de Bedford,
Estado de Carolina del Norte, EUA, coordenadas (37.446°N, 79.523°O).
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Los monitores VLF utilizados en esta investigación registran las variacio-
nes en la señal de dos transmisores principales el primero es la NAA ubicado en
Cutler Maine, Estado de Maine, EUA, coordenadas (44.644936°N, 67.281639°O)
que transmite a la frecuencia de 24KHz, el segundo transmisor la NAU de 40.8KHz
ubicado en Aguada, Puerto Rico, coordenadas (18.398762°N, 67.177599°O).
En la investigación se buscó analizar las variaciones en la intensidad de
la radiación electromagnética en Francisco Morazán como resultado de un evento
Solar, tomando como base las variaciones en la señal de la banda de Muy Baja
Frecuencia (VLF) de radio. Identificando la localización idónea de una base de
monitoreo de eventos solares, seleccionado de un grupo de sitios alternativos en
Tegucigalpa o alrededores que cumpla con los requisitos físicos y socioeconómi-
cos. Obteniendo las variaciones en la intensidad de la señal en las bandas VLF
de radio debido a los eventos solares, por medio de una unidad de monitoreo en
radio. Y estableciendo si hay correlación entre los cambios en la intensidad de las
señales de radio VLF y los fenómenos solares detectados en Francisco Morazán,
con los datos registrados a nivel mundial.
Metodología
Para la realización del estudio se efectuaron las siguientes actividades:
Caracterización del Sitio de Monitoreo
Una causa importante de la interferencia en la banda VLF es el ruido de
fondo, que en su mayoria es causado por emisoras de radio, lineas y centrales
electricas. (Chernan, 1978). Es importante que el sistema de monitoreo se coloque
alejada de fuentes de ruido a distancias promedio de (Department of the Navy Na-
val Electronic Systems Command, 1972):
• 400m de líneas de alta tensión
• 5 km de antenas de transmisión radio
• 8 km de comunidades e industrias
Para la captura de datos deben buscarse las mejores localizaciones para
colocar el equipo. Para ello se definió de un grupo de tres lugares candidatos que
presentaron características idóneas (poca interferencia radioeléctrica, disponibili-
dad de acceso a energía eléctrica, seguridad, etc.).
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Se eligió la comunidad de la Trinidad en el municipio de Sabana Grande a
un promedio de 20.5 de kilómetros de distancia de la ciudad de Tegucigalpa en las
coordenadas, 13.873547°N, longitud -87.248511 O. Ventajas físicas:
• Sitio alejado de comunidades e industria
• Nivel de interferencia bajo, lo demuestran mediciones realizadas en sitio.
Diseño del Sistema para Monitoreo
En la sección siguiente se detalla selección configuración de los receptores
y antenas para el monitoreo dentro del proyecto:
• Receptor UKRAA Figura 1 (Asociación de Radioastronomía del Reino Unido):
es un amplificador de banda estrecha de alta ganancia el cual se sintoniza a
la frecuencia del transmisor NAA de 24khz, las especificaciones del receptor
se encuentra en la Tabla 2. El circuito que especifica la estructura del receptor
se encuentra en la Figura 2. Este receptor utiliza un chip Maxim Max 186 para
convertir la señal análoga a digital, estos datos son almacenados por el sof-
tware Radio Skypipe y luego comparada con datos del satélite GOES 15 esto
realizado por el software Starbase también por la UKRAA . El diagrama de la
configuración del receptor y el equipo de cómputo se encuentra en la Figura3.

Figura 1. Receptor VLF UKRAA para la detección de Perturbaciones súbitas en la Ionosfera.
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Tabla 2. Especificaciones del receptor VLF UKRAA
Figura 2. Diagrama de circuitos del receptor UKRAA
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Figura 3. Diagrama de componentes del receptor VLF UKRAA

• Antena Octagonal: La antena octagonal Figura 4, fue utilizada para la
recepción a través de los sistemas UKRAA, tiene 1 metro de Diámetro,
la bobina consta de 127 vueltas de cable esmaltado calibre awg #24.
Esta Fue sintonizada para maximizar su ganancia a 24KHz Frecuen-
cia del Transmisor VLF NAA situado en Cutler Maine.
Figura. 4: a) Antena Loop conforma de octágono calibrada a 24000 Khz frecuencia del
transmisor NAA, Cutler Maine b) Antena Loop rectangular para software
SDR 40.8 Khz frecuencia NAU Aguada Puerto Rico.
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• Receptor de SDR (Radio Definida a través de Software): los SDR son sis-
temas de radio que realizan el procesamiento de la señal a través de sof-
tware en lugar de utilizar circuitos integrados en hardware.
El sistema SDR utiliza herramientas de informáticas de código libre para
el monitoreo y análisis de las Perturbaciones Súbitas en la Ionosfera SID.
Se conforma por una antena loop cuadrada de madera de 2mx2m Figura
4, en el cual se ajustó la bobina de 100m repartidas en 12 vueltas de
cable TFFT recubierto calibre awg #18, esto para registrar la señal del
transmisor NAU a 40.8KHz. Se necesitó de un amplificador bajo en ruido
que aumenta la ganancia en la señal, una tarjeta de sonido conectada al
equipo de cómputo como convertidor analógico digital y a su vez para el
procesamiento de la señal se utiliza la plataforma GNURadio, que sirve de
base a la aplicación SIDSuite , encargada de filtrar la señal VLF y mostrar
su comportamiento en forma gráfica . Las especificaciones de la tarjeta de
sonido utilizada se muestran en la Tabla 3.
Tabla 3. Especificaciones Tarjeta de sonido
Resultados
• Se encontró un lugar que reúne las características para este tipo de estudio
este lugar se ubica en la aldea la Trinidad del municipio de Sabana Grande, el
cual cumple con parámetros establecidos para la recepción de la señal en las
bandas de radio de Muy Baja Frecuencia (VLF) y Baja Frecuencia (LF).
• Diseño y construcción dos receptores de monitoreo SID, utilizando Receptor
VLF de la UKRAA y un receptor de Radio definida a través de software (SDR)
GNURadio y SIDSuite y Audio Spectrum Analyzer “Spectrum Lab” de los per-
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mitiendo de esta manera la redundancia y un mayor grado de confiabilidad en
los datos obtenidos, además permite la evaluación de rendimiento entre los
dos sistemas.
• Se ha realizado el diseño y construcción dos antenas para la recepción de
datos en las bandas VLF y LF y la identificación de SID.
• Análisis de correlación en los datos.
Para el análisis de los datos se utilizó la gráfica de potencia de la señal
VLF captada localmente versus las gráficas de Flujo de Rayos X y Ultravioleta
captada por los satélites GOES y SDO en este orden, y también la señal VLF regis-
trada po los monitores UTP 0383 y SMVA 0309 de la universidad de Stanford.
En la Figura 5 se muestra la potencia de la señal NAA 24kHz en decibe-
lios, en este día no ocurrieron fulguraciones solares significativas, no se registraron
perturbaciones, desde el inicio de la gráfica hasta el punto AM1 se encuentra la
zona antes del amanecer en donde las ondas VLF son conducidas a través de la
capa E de la ionosfera esto hace que los cambios en la potencia de la señal sean
impredecibles, la región entre los puntos AM1 y AM2 se encuentra la zona del ama-
necer local la cual es de transición y en donde comienza la formación dela capa D
de la ionosfera. La zona de día está comprendida entre los puntos AM2 y AT1, la
formación de esta depende totalmente del ángulo del Sol al cenit. Dell punto AT1
hacia adelante se presenta la zona de transición del atardecer donde la.3 capa D
desaparece nuevamente. Estas transiciones son repetitivas para los días sin per-
turbaciones . (More, Sharma, Bhonsle, & Lynn, 2010) .
El cruce datos entre fulguraciones y perturbaciones VLF se dio en los
eventos que tuvieron lugar a la misma hora como se representa claramente en la
Figura 6, En esta se logra observar el comportamiento de la señal VLF durante un
aumento en el flujo de energía del Sol, esto gracias a una fulguración de la clase
C e intensidad 7.7 registrada por los satélites GOES y SDO y el monitor VLF UTP
0383.

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